5. März 2020
Mission Mars Express

Mars-Krater Moreux: Ein Formenkanon aus Gletschern und Dünen

Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars
Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars
Bild 1/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars

Der 135 Kilometer große Krater wurde durch glaziale Prozesse stark erodiert und überprägt, was vor allem an seinem Rand und dem Zentralberg sichtbar ist. Sein Boden ist so sehr verfüllt, dass der Krater „nur noch“ eine Tiefe von etwa dreieinhalb Kilometern besitzt. Ein Gürtel aus dunklen Dünen legt sich kreisförmig um den Zentralberg. In diesen kontrastverstärkten Farbbildern erscheinen die Dünensande bläulich.
Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux
Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux
Bild 2/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux

Ein stark von Gletschern veränderter Zentralberg erhebt sich zwei Kilometer über den Boden des Kraters Moreux. Zentralberge in Einschlagskratern entstehen in Abhängigkeit der Gravitation, der Einschlagsgeschwindigkeit und – ab einer bestimmten Größe – des Projektils. Sie sind vor allem bei Kratern ab einer Größe von etwa hundert Kilometern Durchmesser zu finden. Im Nordwesten des Berges (im Hintergrund rechts) ist das große Dünenfeld aus barchanoiden Rücken zu sehen. Zahlreiche einzelne Sicheldünen (Barchane) verteilen sich ringförmig auf dem Kraterboden. In diesem kontrastverstärken Farbbild erscheinen die eigentlich schwarz-gräulichen Dünensande bläulich.
Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands
Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands
Bild 3/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO

Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands

Ein bis zu vier Kilometer breites Tal durchschneidet den Rand des Kraters Moreux. Die parallel zu den Talhängen verlaufenden Fließstrukturen sind Überreste alter Gletscher. Diese „krochen“ die Talhänge hinab, trafen sich in der Mitte des Talbodens und drangen weiter talabwärts in das Kraterinnere vor. Die dort am Hang abgelagerten Gesteinsmassen zerbrachen, vermutlich aufgrund des Gefälles, und hinterließen die im Vordergrund des Bildes zu sehenden Bruchstrukturen. Eine dünne Schicht vulkanischer Sande (hier bläulich dargestellt) bedeckt weite Teile des Kraterbodens.
Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland
Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland
Bild 4/6, Credit: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin

Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland

Diese farbkodierte topographische Karte zeigt die Lage des 135 Kilometer großen Kraters Moreux in der Übergangszone zwischen dem stark mit Kratern übersäten südlichen Hochland und dem ausgedehnten Tiefland der Nordhemisphäre des Mars. Die DLR-Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express nahm am 30. Oktober 2019 während ihres 20.014. Orbits das Gebiet mit ihren neun quer zur Flugrichtung angeordneten Sensoren auf. Der große, weiß umrandete Bereich markiert die Ausdehnung des gesamten HRSC-Aufnahmestreifens. Die hier gezeigten Landschaften befinden sich in dem kleineren, inneren Rechteck.
Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux
Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux
Bild 5/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux

Aus den unter verschiedenen Winkeln aufgenommenen Bildstreifen des Kamerasystems HRSC auf Mars Express werden von Wissenschaftlern des DLR und der Freien Universität Berlin digitale Geländemodelle der Marsoberfläche berechnet, die für jeden aufgenommenen Bildpunkt eine Höheninformation beinhalten. Die Farbkodierung des digitalen Geländemodells (Legende oben rechts) gibt Auskunft über die Höhenunterschiede: Der Kraterboden liegt auf einer Höhe von etwa minus 4000 Metern, die den Krater umgebenden Flächen liegen auf etwa minus 2000 Meter Höhe. Die Region Protonilus Mensae, in der sich der Krater befindet, liegt etwa auf der Höhe des Areoiden (von Ares, der griechischen Entsprechung des römischen Kriegsgottes Mars), also bei plus/minus Null Metern. Das Areoid ist eine berechnete Fläche gleicher Anziehungskraft, eine ‚Äquipotentialfläche‘. Auf der Erde ist diese Bezugsfläche der Meeresspiegel.
3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae
3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae
Bild 6/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO

3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae

Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal des vom DLR betriebenen Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express und einem der vier schräg blickenden Stereokanäle lassen sich sogenannte Anaglyphenbilder erzeugen. Sie ermöglichen bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen realitätsnahen, dreidimensionalen Blick auf die Landschaft. Norden liegt rechts im Bild. Der 135 Kilometer durchmessende Einschlagskrater hat eine Tiefe von bis zu 3500 Metern. Der Zentralberg in der Mitte des Kraterbodens ist etwa 2000 Meter hoch.
  • Der Krater Moreux befindet sich in der Region Protonilus Mensae an der Hochland-Tiefland-Grenze des Mars, die reich an Bodeneis ist.
  • Eisreiches Material hinterließ vielfältigeSpuren, vor allem rund um den Zentralberg und entlang des Kraterrands. Die Geländeanalyse bewies, dass diese glazialen Prozesse bis in die jüngste Marsgeschichte (bis vor 400.000 Jahren) andauerten.
  • Verschiedene Dünenformen im Kraterweisen auf die verschiedenen vorherrschenden Windrichtungen hin.
  • Raumfahrt, Planetenforschung

Neue Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf der ESA-Raumsonde Mars Express zeigen den Einschlagskrater Moreux. An dessen Rand und Boden haben Gletscher die Geländeform stark verändert. Eindrucksvolle dunkle Dünen erzählen mit ihrer Form die abwechslungsreiche Geschichte der vorherrschenden Windsysteme.

Die Kamera HRSC wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von dort betrieben. Die systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeitende der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Der Einschlagskrater Moreux hat einen Durchmesser von etwa 135 Kilometern und eine Tiefe von bis zu dreieinhalb Kilometern. Er befindet sich in der Region Protonilus Mensae an der Hochland-Tiefland-Grenze des Mars. Dieses Gebiet ist reich an Bodeneis. Der Boden des Kraters ist wie weite Flächen des Mars von dunklen Dünenfeldern bedeckt, wie sie auf dem Mars häufig vorkommen.

Von Gletschern geformt...

Eisreiches Material hinterließ vor allem rund um den Zentralberg und entlang des Kraterrands vielfältige glaziale Formen. Dazu gehören zahlreiche Täler, die die Flanken zerschnitten haben. Auf ihrem Grund finden sich polygonale Strukturen, die als Frostmusterböden oder periglaziale Strukturböden interpretiert werden. Linienförmige Talfüllungen wie in dem breiten Tal am südlichen Kraterrand (Bild 3) entstanden durch das Zusammentreffen von Eis- und Geröllmassen, die einst die Talhänge hinabglitten und sich in der Talmitte trafen. Zungenförmige Ablagerungen und viskose Fließmuster sind Überbleibsel von Blockgletschern, die sich nahezu überall entlang von Moreuxs Kraterwand gebildet haben.

Datierungen dieser Geländeformen ergaben, dass sich hier in einem Zeitraum von etwa einer Milliarde bis 400.000 Jahren vor heute immer wieder glaziale und periglaziale Prozesse abgespielt haben. Moreux lieg mit 41,6 Grad Nord in den mittleren Breiten des Mars. Hier traten Vergletscherungsprozesse vor allem zu Zeiten auf, in denen die Rotationsachse des Mars stärker gekippt war als heute (aktuell 25,2 Grad Inklination) und die Pole mit ihren Eiskappen näher zur Sonne geneigt waren. Dann wurden in mittleren Breiten vermehrt Eis und Schnee aus der Marsatmosphäre auf Kraterrändern und Plateaus abgelagert. Dort sammelten sie sich und verdichteten sichzu Gletschern. Anhand der Analyse von Geländeformen wie dem Krater Moreux konnte bewiesen werden, dass diese glazialen Prozesse bis in die jüngste Marsgeschichte andauerten.

...vom Winde verweht

Der zwei Kilometer hohen Zentralberg inmitten des Kraters ist von einem dunklen, sandigen Material umringt. Der Wind hat es zu Gruppen einzelner Dünen und auch zu zusammenhängenden Dünenfeldern angehäuft. Mit dem Spektrometer OMEGA auf Mars Express kann die mineralogische Zusammensetzung von Oberflächenmaterial untersuchen werden. Dabei ergab sich, dass die grau-schwarzen Dünen (sie sehen nur auf diesen kontrastverstärkten Farbbildern bläulich aus) aus vulkanischem Sand und feiner Asche mit basaltischer Zusammensetzung bestehen. Diese ist vor allem charakterisiert durch die Mineralbestandteile Olivin und Pyroxen, die auch die dunkle Färbung basaltischen Materials verursachen. Beide Minerale gehören zur Gruppe der Silikate und haben hohe Anteile an Magnesium und Eisen.

Die Dünenfelder im Krater Moreux zeigen leichte Farbvariationen, die eventuell durch Unterschiede in der Zusammensetzung der Dünen verursacht werden. Das große zusammenhängende Dünenfeld im Norden des Zentralbergs (im Bild 1 rechts) weist einen deutlich höheren Olivinanteil auf, als der Rest der Dünen, der hauptsächlich von Pyroxen dominiert wird.
Zusätzlich zum glazialen Formenschatz verfügt der Krater auch durch die unterschiedlichsten Dünenformen über einen äolischen Formenschatz. Häufigster Dünentyp sind Sicheldünen (sogenannte Barchane) die, wenn sie aneinanderwachsen und sich vereinigen, sogenannte barchanoide Rücken bilden. Aus diesen sind die Dünenfelder in Moreux aufgebaut. Barchane entstehen dort, wo wenig Sediment verfügbar ist und Wind immer aus derselben Richtung weht.

Die Dünen sind regional betrachtet aber unterschiedlich ausgerichtet, was auf ein komplexes System vorherrschender Windrichtungen in Moreux hinweist und durch die spezielle Topographie des Kraters und seines Zentralbergs bedingt ist. Das große Barchanoid-Dünenfeld im Norden des Zentralbergs wird hauptsächlich von Winden aus nordöstlicher Richtung gebildet. An seinem südlichen Ende treffen Winde aus Nordwest auf die Dünen und lassen Sterndünen entsteht, die typischerweise von Wind aus verschiedenen Richtungen gebildet werden.

Verfolgt man die Dünenformen entgegen dem Uhrzeigersinn um den Zentralberg herum und liest daraus die Windrichtungen ab, so beschreiben die Winde einen Halbkreis: Erst kommen sie aus Nordwest, dann West, später aus Südwest bis man auf der Ostseite des Dünenrings (unten im Bild 1) angelangt ist. Hier treffen von den Hängen des Zentralbergs wehende Fallwinde aus West auf Winde aus Ost, die vom Kraterrand kommen. Die barchanoiden Rücken gehen an dieser Stelle in Transversaldünen über. Der Krater Moreux ist somit ein Paradebeispiel dafür, wie lokale Topographie Windströmungen beeinflussen und so mittelbaren Einfluss auf den morphologischen Formenschatz haben kann.

  • Bildverarbeitung
    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 30. Oktober 2019 während Orbit 20.014 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 16 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 44 Grad östlicher Länge und 42 Grad nördlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Geländemodelldaten, den Nadir- und Farbkanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild, das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und den Stereokanälen abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).
  • Das HRSC-Experiment auf Mars Express
    Die High Resolution Stereo Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 52 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.
Kontakt
  • Elke Heinemann
    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

    Politikbeziehungen und Kommunikation
    Telefon: +49 2203 601-2867
    Fax: +49 2203 601-3249
    Linder Höhe
    51147 Köln
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  • Dr. Daniela Tirsch
    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)
    Institut für Planetenforschung
    Telefon: +49 30 67055-488
    Fax: +49 30 67055-402
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
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  • Ulrich Köhler
    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)
    Institut für Planetenforschung
    Telefon: +49 30 67055-215
    Fax: +49 30 67055-303
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
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  • Prof. Dr. Ralf Jaumann
    Freie Universität Berlin
    Institut für Geologische Wissenschaften
    Planetologie und Fernerkundung
    Telefon: +49-172-2355864
    Malteserstr. 74-100
    12249 Berlin
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